El Sol es una bola gigantesca de gas y plasma, en cuyo núcleo se alcanzan temperaturas de millones de grados y en el que tienen lugar procesos de fusión nuclear y en cuya superficie se emite todo este calor, que nos llega a la Tierra en forma de la luz solar. Esta superficie recibe el nombre de fotosfera y no es el lugar predecible que podría parecer. En ella surgen a veces imperfecciones, regiones más frías y con un campo magnético más intenso que pueden llegar a provocar fenómenos que percibimos en nuestro planeta.
Estas imperfecciones se conocen como manchas solares y fueron observadas en detalle por Galileo Galilei e incluso en la antigua China y nos otorgaron la primera pista de que el Sol era un objeto en constante cambio y evolución. Sus tamaños rondan los 10 000 kilómetros de diámetro, aproximadamente el tamaño del planeta Tierra. Aparecen sobre la fotosfera del Sol de manera aleatoria, aunque agrupadas en regiones. Esto significa que en un momento determinado podemos observar cientos de manchas solares o ninguna.
Estas manchas solares parecen tener dos partes diferenciadas: una región central más oscura, conocida como umbra, rodeada de una zona no tan oscura, conocida como penumbra. Esta diferencia en brillo entre la umbra, la penumbra y la fotosfera que rodea a las manchas solares viene dada únicamente por una diferencia en temperatura. Las manchas solares son simplemente regiones más frías del gas que forma la fotosfera. Esta capa superficial del Sol está a una temperatura aproximada de unos 5800 K. Esa temperatura es la que le da su característico color amarillento blanquecino. La parte de penumbra de las manchas solares tiene temperaturas de unos 5500 K, mientras que la parte de la umbra puede alcanzar temperaturas de hasta 4500 K. Por tanto si pudiéramos aislar las manchas solares de la fotosfera que las rodea veríamos que brillan intensamente, aunque con un color más anaranjado.
Estas manchas por supuesto no son permanentes o fijas, sino que se forman y destruyen con el tiempo. La vida media de una mancha solar suele oscilar entre 1 y 100 días de duración. Su origen está en el magnetismo solar. Los campos magnéticos en una región con manchas solares son unas mil veces más intensos que en las regiones circundantes y estos ya son de por sí varias veces más intensos que el campo magnético terrestre. Creemos que las manchas solares están más frías que sus alrededores, porque estos campos magnéticos tan intensos redirigen y bloquean el flujo de gas caliente proveniente del interior del Sol, impidiendo que se mantengan a la temperatura habitual de la fotosfera.
Además, las manchas solares suelen aparecer agrupadas y en pares donde la polaridad de este campo magnético es opuesta. Aquellas manchas para las que las líneas de campo magnético emergen del interior del Sol se dice que son manchas con polaridad “sur”, mientras que aquellas para las que las líneas de campo magnético se sumergen bajo la superficie serían manchas de polaridad “norte”. Pues bien, los pares de manchas solares suelen formarse con manchas de ambas polaridades, claramente separadas y diferenciadas.
Esta configuración además sigue el campo magnético global del Sol. Es por esto que todos los pares de manchas solares de un mismo hemisferio (norte o sur) en un momento concreto, tendrán la misma configuración. Es decir, si la mancha que va por delante (según la rotación del Sol) tiene polaridad N, entonces todas las manchas que vayan por delante (otra vez con respecto al sentido de rotación del Sol) de dicho hemisferio tendrán polaridad N. En el hemisferio opuesto todos los pares de manchas solares tendrán la configuración opuesta.
La rotación del Sol no es uniforme, sino que gira más rápido en la región del ecuador y más lento en los polos. Esta diferencia distorsiona las líneas de campo magnético haciendo que se enrollen alrededor del ecuador solar y cambiando la configuración norte-sur inicial por una más próxima a direcciones este-oeste. Además, del interior de la estrella proviene un flujo constante de materia cargada eléctricamente a altísima temperatura, que distorsiona todavía más este campo magnético. De vez en cuando el campo magnético se hará tan intenso en algunas regiones, que podrá sobreponerse a la gravedad de la estrella y un “tubo” de líneas de campo explotará sobre la superficie, formando un par de manchas solares.
Como ya hemos comentado antes, las manchas solares se crean y destruyen constantemente, durando unas decenas de días antes de desaparecer. Sin embargo se ha observado un cierto ciclo que muestra que la cantidad de manchas solares que observamos sobre la superficie solar oscila con el tiempo, con un periodo de 11 años. Además, la latitud a la que estas manchas aparecen depende del punto del ciclo en el que se formen. Al inicio de un determinado ciclo, las manchas solares se formarán en torno a los 30º de latitud norte y sur y conforme vaya avanzando el ciclo su latitud irá disminuyendo, formándose cada vez más cerca del ecuador solar. Este ciclo de 11 años es en verdad solo una mitad de un ciclo mayor de 22 años. Durante los primeros once años, todas las manchas de un hemisferio solar tendrán la misma configuración magnética, como comentábamos antes. Al inicio de la segunda mitad esta configuración pasará a ser la contraria y no volverá a su valor original hasta acabados esos 11 años.
